Цианополин - Cyanopolyyne

Химическая структура цианоацетилен, простейший цианополин

Cyanopolyynes представляют собой группу химических веществ с химической формулой HC
пN (п = 3,5,7, ...). Конструктивно они полинити с циано группа ковалентно связанный к одному из терминалов ацетилен единицы. Редко встречающаяся группа молекул как из-за сложности производства, так и из-за нестабильного характера парных групп, цианополиины наблюдались как основной органический компонент в межзвездные облака.[1] Считается, что это связано с нехваткой водорода в некоторых из этих облаков. Интерференция с водородом - одна из причин нестабильности молекулы из-за энергетически выгодной диссоциации обратно в цианистый водород и ацетилен.[2]

Цианополиины были впервые обнаружены в межзвездных молекулярных облаках в 1971 году с использованием миллиметровая волна и микроволновые телескопы.[1] С тех пор много цианополиинов с более высоким весом, таких как HC
7N и HC
11N были обнаружены, хотя некоторые из этих идентификаций оспаривались. Другие производные, такие как метилцианоацетилен CH
3C
3N и этилцианоацетилен CH
3CH
2C
3N также наблюдались.[3] Самый простой пример: цианоацетилен, H − C≡C − C≡N. Цианоацетилен более распространен на Земле, и считается, что он является исходным реагентом для большинства фотокатализированный образование межзвездных цианополиинов. Цианоацетилен - одна из молекул, образовавшихся в Эксперимент Миллера – Юри и ожидается, что он будет найден в богатой углеродом окружающей среде.[4]

Идентификация производится путем сравнения экспериментального спектра со спектром, полученным с телескопа. Обычно это делается с измерением постоянная вращения, энергия вращательных переходов или измерение энергии диссоциации. Эти спектры могут быть созданы ab initio из вычислительная химия программа или, например, с более стабильной цианоацетилен, путем прямого измерения спектров в эксперименте. После создания спектров телескоп может сканировать на определенных частотах нужные молекулы. Количественное определение также может быть выполнено для определения плотности соединений в облаке.

Предполагаемое образование

Образование цианополиинов в межзвездных облаках зависит от времени. Было изучено образование цианополиина и рассчитаны его содержания в темном облаке. ТМС-1. В первые дни существования TMC-1 определяющими реакциями были ионно-молекулярные реакции. За это время цианоацетилен, НС3N, образующийся в результате серии ионно-нейтральных реакций, конечная химическая реакция которых:

C3ЧАС2 + N → HC3N + H

Однако спустя 10 000 лет преобладающими реакциями были нейтрально-нейтральные реакции, и стали возможны два механизма реакции образования цианополиинов.

  1. HCN + C2ЧАС2 → HC3N
  2. CпЧАС2 + CN → HCп+1N + H  за п = 4, 6, 8

Механизм реакции, который происходит в наши дни, зависит от среды облака. Чтобы произошел первый механизм реакции, облако должно содержать большое количество C2H. Второй механизм реакции возникает, если присутствует много C2ЧАС2. C2H и C2ЧАС2 существуют в разных условиях, поэтому образование цианополиинов зависит от высокой доступности любой молекулы. Расчеты Уинстенли показывают, что фотоионизация и диссоциация реакции играют огромную роль в распространении цианополиинов примерно через 1 миллион лет. Однако фракционные содержания цианополинола менее подвержены изменениям поле излучения Интенсивность прошедшего времени 1 миллион лет, потому что преобладающие нейтрально-нейтральные реакции превосходят эффекты фотореакций.[5]

Обнаружение в межзвездной среде

Цианополиины относительно распространены в межзвездные облака, где они были впервые обнаружены в 1971 году. Как и многие другие молекулы, цианополиины обнаруживаются с помощью спектрометр который записывает квантовые уровни энергии электронов внутри атомов.[6] Это измерение выполняется с помощью источника света, который проходит через желаемую молекулу. Свет взаимодействует с молекулой и может либо поглощать свет, либо отражать его, поскольку не весь свет ведет себя одинаково. Это разделяет свет на спектр с изменениями из-за рассматриваемой молекулы. Этот спектр записывается компьютером, который может определить, какие длины волн спектра были каким-то образом изменены. При воздействии широкого диапазона света длины волн можно определить, ища пики в спектре. Процесс обнаружения обычно происходит во внешних диапазонах электромагнитный спектр, обычно в инфракрасный или же радиоволны.[7]

Спектр может показать энергию вращательного состояния из-за длин волн, которые поглощаются молекулой; используя эти вращательные переходы можно показать уровень энергии каждого электрона, чтобы определить идентичность молекулы. Вращательные переходы можно определить с помощью этого уравнения:[8]

V(J) = 2B0 J − 4D0 J3

куда

B0 - постоянная вращательной дисторсии для основного колебательного состояния
D0 это центробежный константа искажения для основного колебательного состояния
J это полный угловой момент квантовое число

Это показывает, что вращательное искажение атома связано с частотой колебаний рассматриваемой молекулы. Благодаря этой способности обнаруживать цианополиины, эти молекулы были зарегистрированы в нескольких местах по всей галактике. К таким местам относится атмосфера на Титан и газовые облака внутри туманности и пределы умирающих звезд.[9]

Виды размером до HC
9N были обнаружены в Молекулярное Облако Тельца 1, где они, как полагают, образуются в результате реакции атомарного азот с углеводороды.[10] Какое-то время, HC
11N был рекордсменом как самая большая молекула, обнаруженная в межзвездном пространстве, но ее идентификация была оспорена.[11][12]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б Тернер, Б. Э. (1971). «Обнаружение межзвездного цианоацетилена». Астрофизический журнал. 163 (1): L35. Дои:10.1086/180662.
  2. ^ Balucani, N .; Asvany, O .; Huang, L.C.L .; Ли, Ю. Т .; Kaiser, R. I .; Osamura, Y .; Беттингер, Х. Ф. (2000). «Образование нитрилов в межзвездной среде через реакции цианорадикалов, CN (Икс2Σ+), с непредельными углеводородами ». Астрофизический журнал. 545 (2): 892–906. Дои:10.1086/317848.
  3. ^ Broten, N.W .; Macleod, J.M .; Avery, L.W .; Irvine, W. M .; Hoglund, B .; Friberg, P .; Хьялмарсон, А. (1984). «Обнаружение межзвездного метилцианоацетилена». Астрофизический журнал. 276 (1): L25 – L29. Дои:10.1086/184181. PMID  11541958.
  4. ^ Макколлом, Т. М. (2013). «Миллер-Юри и другие: что мы узнали о реакциях пребиотического органического синтеза за последние 60 лет?». В Жанло, Р. (ред.). Ежегодный обзор наук о Земле и планетах. 41. Пало-Альто: Ежегодные обзоры. С. 207–229.
  5. ^ Winstanley, N .; Неджад, Л. А. М. (1996). «Химия цианополинола в ТМК-1». Астрофизика и космическая наука. 240 (1): 13–37. Дои:10.1007 / bf00640193.
  6. ^ Ван Дишек, Э. Ф. (2004). «ISO-спектроскопия газа и пыли: от молекулярных облаков до протопланетных дисков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 42: 119–167. Дои:10.1146 / annurev.astro.42.053102.134010.
  7. ^ Arnau, A .; Tunon, I .; Andres, J .; Силла, Э. (1990). «Теоретические константы вращения метилцианополина (MeCпN) виды ». Письма по химической физике. 166 (1): 54–56. Дои:10.1016 / 0009-2614 (90) 87049-Вт.
  8. ^ Аткинс, П. У .; де Паула, Дж. (2006). «Молекулярная спектроскопия: спектры чистого вращения». Физическая химия (8-е изд.). Издательство Оксфордского университета. С. 431–469. ISBN  0198700725.
  9. ^ Chen, W .; Grabow, J. U .; Трэверс, М. Дж .; Munrow, M. R .; Novick, S.E .; McCarthy, M.C .; Фаддеус, П. (1998). «Микроволновые спектры метилцианополиинов CH3(C≡C)пCN, п = 2, 3, 4, 5". Журнал молекулярной спектроскопии. 192 (1): 1–11. Дои:10.1006 / jmsp.1998.7665. PMID  9770381.
  10. ^ Freeman, A .; Миллар, Т. Дж. (1983). «Образование сложных молекул в ТМС-1». Природа. 301 (5899): 402–404. Дои:10.1038 / 301402a0.
  11. ^ Трэверс, М. Дж .; McCarthy, M.C .; Kalmus, P .; Gottlieb, C.A .; Фаддей, П. (1996). «Лабораторное обнаружение линейного цианополин HC11N ". Астрофизический журнал. 469: L65 – L68. Дои:10.1086/310254.
  12. ^ Трэверс, М. Дж .; McCarthy, M.C .; Kalmus, P .; Gottlieb, C.A .; Фаддей, П. (1996). «Лабораторное определение цианополин HC13N ". Письма в астрофизический журнал. 472: L61. Дои:10.1086/310359.